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SEZIONE ARI DI PONTASSIEVE

RADIOTECNICA

 

GUGLIELMO MARCONI A BORDO DELLA NAVE ELETTRA

 

D-STAR sistema digitale

Il sistema progettato utilizza un protocollo aperto cosicchè, si potranno impiegare tutte le teconologie ed applicazioni che verranno sviluppate nell'ambito radiantistico. Con il tempo i ripetitori attuali del tipo analogico spariranno per lasciare posto aquelli digitali , soprattutto per risolvere la congestione delle frequenze : infatti attualmente un ripetitore necessita di almeno 12 Khz , il digitale solo 6 khz ottimizzando in quato modo la gestione delle bande a disposizione . Per capire le particolarità e le potenzialeità del sistema è indispensabile capire alcuni concetti di base. Cosa si intende per Protocollo? per protocollo si intende che una convenzione standardizzata che controlla ed abilita la connessione e la successiva comunicazione con relativo trasferimento di dati fra due stazioni terminali. La comunicazione avviene fra le singole stazioni in diretta oppure fra queste fra ripetitore. E' chiaro che il gateway pertinente a ciascun ripetitore permette di agganciarsi ad un altro ripetitore . Questo postrà agganciarsi ad un altro ripetitore alla frequenza di 1.2 Ghz oppure sui 10 Ghz con la possibilità di realizzare un adorsale di infinite diramazioni.per attuare un esempio: per comprendere le potenzialità del sistema dove termina la copertura dell'ultimo ripetitore questo agganciandosi tramite internet potrà comunicare con un altro in Australia e continuare così il percorso sino alla stazione indirizzata.Il sitema supporta due tipi di flusso dati che sono il DIGITAL VOICE ovvero la voce digitalizzata(DV) che potrà essere trasmessa in VHF e UHF e dati su 1,2 Ghz fra le stazioni ed il ripetitore alla velocità di 3600 bps con correzione d'errore e di un contemporaneo flusso di dati alla velocità di 1200 bps.

 

ONDE ELETTOMAGNETICHE

Le onde elettromagnetiche, ipotizzate teoricamente da James Clerk Maxwell nel 1864, sperimentate in laboratorio da Hertz e utilizzate nella Radio da Marconi nel 1895, sono costituite da oscillazioni, del campo elettrico e del campo magnetico, che si propagano nel vuoto alla velocità di circa:

v = 300.000 Km al secondo.

secondo il disegno seguente:

 

 

Radioamatori

Gli inizi dell'attività radiantistica , come del resto la radio stessa, emersero dai fondamentali fenomeni fisici ed elettrici che furono studiati da un certo numero di sperimentatori (Gilbert, Volta, Faraday, Maxwell, Kelvin e Cavendish) per citarne solo alcuni. Fu tuttavia Heinrich Hertz che, in rapporto ai propri studi di fisico teorico , sintetizzò le conoscenze accumulate dai precedenti ricercatori, specialmente quelle di Maxwell, con le proprie ,sino ad ottenere la prima ricetrasmissione di onde radio nel 1887. Guglielmo Marconi a sua volta applicò le loro conoscenze per realizzare il primo sistema pratico ricevente e trasmittente di onde Hertziane nel 1896. E senza dubbio suo fu il primo collegamento amatoriale, quando riuscì a trasmettere un segnale, dalla sua villa di Pontecchio sino alla fattoria distante poche centinaia di meri, dove il suo fattore aspettava il segnale, in ansiosa attesa di fronte ad un rudimentale ricevitore, con una carabina tra le mani. La carabina rappresentava il segnale dell' avvenuta ricezione del segnale . Il colpo di carabina in aria esploso dal fattore registro il primo collegamento della storia. Nel 1897 Marconi trasmise segnali ad una distanza di circa 15 chilometri e nel 1898 stabilì una comunicazione bilaterale senza filo tra Dover in Inghilterra e Vimeraux in Francia, ad una distanza di circa 130 chilometri. Nel Dicembre del 1901, a st. John nel Newfoundland, lo scienziato bolognese ricevette la lettera S in codice Morse (tre punti) trasmessagli da Ambrose Fleming da Poldhu in Inghilterra. E così all'inizio del ventesimo secolo centinaia di dilettanti sperimentatori ,ugualmente giovani o vecchi, si appassionarono alle notizie che comunicazioni transatlantiche erano state realizzate, raccolsero l'incitamento lasciato dai loro illustri predecessori, senza rendersi conto di diventare in tal modo i primi radioamatori. Centinaia di rudimentali trasmettitori e ricevitori furono costruiti durante il successivo decennio, ed all'avvento del 1914 il movimento radiantistico era stabilmente instaurato in moltissime parti del mondo.

Il telegrafo che ha cambiato il mondo , il centenario della prima trasmissione telegrafica transoceanica(1901-2001)

I radioamatori generalmente trasmettono su onde corte, anche se ad alcune radio amatoriali sono state assegnate frequenze sulle onde medie, sulla banda VHF e su quella UHF. Nel periodo del rapido sviluppo della radio seguito alla prima guerra mondiale, i radioamatori compirono imprese spettacolari, come il primo contatto radio transatlantico (1921) e prestarono servizio nei casi di emergenza, quando era interrotto il servizio delle normali comunicazioni. Organizzazioni amatoriali contribuirono anche al lancio di diversi satelliti dell'Agenzia spaziale europea, degli Stati Uniti, dell'Unione Sovietica. A questi satelliti venne attribuito il nome Oscar, acronimo dell'inglese Orbiting Satellites Carrying Amateur Radio (satelliti orbitanti che trasportano radio amatoriali). Il primo, Oscar 1, messo in orbita nel 1961, fu anche il primo satellite non-governativo; il quarto, del 1965, garantì le prime comunicazioni dirette via satellite tra gli Stati Uniti e l'Unione Sovietica.

Benchè le diverse regioni della banda radio dello spettro elettromagnetico siano utilizzate in varie applicazioni, il termine onde corte generalmente si riferisce alle radiotrasmissioni effettuate sulla gamma di frequenze elevate (dai 3 ai 30 MHz) irradiate sulle lunghe distanze, specialmente nelle comunicazioni internazionali. Le comunicazioni a microonde via satellite garantiscono comunque segnali con maggiore affidabilità.

L'energia necessaria al funzionamento di un apparecchio radio viene fornita dalla corrente elettrica. Negli apparecchi radio domestici, la corrente alternata (AC) prelevata viene inviata direttamente alla bobina primaria di un trasformatore, che la modifica in modo da ottenere la tensione desiderata all'uscita dalle bobine secondarie; quindi la corrente secondaria viene raddrizzata e filtrata, dal momento che i transistor funzionano in corrente continua (DC). I transistor, i circuiti integrati e altri dispositivi elettronici a stato solido, caratterizzati da dimensioni molto ridotte e alta efficienza, ha definitivamente eliminato l'uso delle valvole elettroniche, originariamente impiegate negli apparecchi radio e televisivi.

RILEVAMENTO GPS

IL NOSTRO SISTEMA SATELLITARE METEOROLOGICO

Realizzato nel 1973 dal Dipartimento della Difesa degli Stati Uniti, a partire dagli anni Ottanta il sistema GPS stato adottato da molte tipologie di utenti: ormai il principale strumento di navigazione aerea e marittima e si sta diffondendo come sistema di navigazione a bordo delle automobili. destinato a diventare in un futuro prossimo una componente essenziale del sistema aerospaziale.

I satelliti GPS sono equipaggiati con orologi atomici estremamente precisi, che misurano il tempo e immettono l'informazione oraria nel codice del segnale trasmesso; il ricevitore che percepisce il segnale può determinare in questo modo quando il messaggio è stato trasmesso e, valutando la differenza tra il tempo di ricezione e quello di trasmissione, calcolare la posizione in termini di latitudine, longitudine e altitudine. Il ricevitore è anche in grado di tenere conto delle perturbazioni subite dal segnale nell'attraversamento della ionosfera e della troposfera. Se l'utente dispone di un orologio atomico sincronizzato con il sistema GPS, èsufficiente ricevere il segnale da tre satelliti per ricavare tutti i dati; in caso contrario è necessaria la ricezione da un quarto satellite.

G. P. S. un sistema di posizionamento affidabile

E' stato permesso l'uso di trasmettere il dato di posizionamento di una stazione radio tramite beacom emessi con protocollo AX 25 standardizzato nell'impiego Packet. NAVSTAR Global Positionig System è un sistema satellitare destinato a dare una accurata informazione di posizione, velocità è tempo ovunque nel mondo. In origine è stato sviluppato per uso militare dal Ministero della Difesa USA. E stato completato nel Dicembre 1993. L'intero sistema (space segment) include 24 satelliti su 6 piani orbitali egualmente spaziati di 60 gradi ed inclinati di circa 55 gradi sul piano equatoriale. L'orbita seguita e pressappoco circolare ad una distanza di circa 20200 Km dalla terra. Questa disposizione garantisce la visibilità da 6 a 11 satelliti a 5 gradi o più sull'orizzonte in ogni località sulla superficie terrestre.

Si rappresenta i componenti essenziali di NAVSTAR. L'altezza del satellite è accuratamente determinata, il raggio della terra è conosciuto e la distanza misurata cronometrando il segnale radio del satellite. In 3 dimensioni, la linea di portata o ''range'' a distanza costante, traccia un cerchio sulla superficie della terra dando una linea di posizione dell'osservatore. Due di tali linee danno una coordinata di locazione bidimensionale. Tre linee sono necessarie per includere l'altezza (per es. di un aereo o di un monte). Un quarto satellite migliora la precisione e l'informazione di tempo è usate per correggere le differenze sul clock del ricevitore che può perciò essere semplificato. L'intersezione di 4 linee (almeno 4 satelliti visibili), determinano la posizione tridimensionale di un punto osservatore con la precisione nominale in assetto di ''normale navigazione'' ECEFXYZ (Hearth Centered - hearth Fixed X, Y, Z). La posizione dei satelliti è calcolata dal dato di distanza, dalla correzione dell'orario e dei dati di effemeridi di ognuno dei 4 satelliti.

I segnali sono trasmessi dai satelliti su due frequenze in banda L, 1227,6 MHz e 1575,42 MHz e si contengono i dati di identificazione e di navigazione per l'utente per calcolare la sua posizione . Questo include informazioni sullo stato del satellite, dettagli dell'orbita per abilitare l'utente al calcolo della posizione di ogni satellite al momento della trasmissione, il tempo di correzione, e le correzioni dovute ai ritardi di propagazione. In termini di accuratezza l'errore di 10 nanosecondi è equivalente a un errore in spazio di 3 metri. Il tempo impiegato da un segnale radio in arrivo dal satellite è di circa 67,5 msec, questo dipende dalla posizione del satellite e da quella dell' RX sulla terra. La definizione del GPS garantisce precisioni prevedibili di 22 metri in orizzontale, 27,7 metri in verticale e 200 nanosecondi per il tempo UTC. Alcuni GPS moderni sfruttando tecniche raffinate di elaborazione, come GPS differenziale e differenza di fase,assicurando precisione inferiore a10 metri. In ogni satellite porta quattro generatori atomici di frequenza standard ,due al Cesio e due al Rubidio. Certamente il processo di sincronizzazione dell'ora dell'RX si deve ripeter costantemente. Ma con questo sistema anche il più semplice RX GPS trasforma la sua precisione in quella di un orologio atomico.

RADIOASTRONOMIA

La radioastronomia, branca dell'astronomia che studia i corpi celesti e i fenomeni astrofisici in base all'esame della loro emissione di radiazione elettromagnetica nella banda radio dello spettro. I primi tentativi, rimasti tali, di rivelare emissioni radio provenienti dal cielo risalgono alla fine del XIX secolo. Solo nel 1932, tuttavia, nel corso di un esperimento volto a localizzare sorgenti terrestri che potevano provocare interferenze radio, Karl G. Jansky dei Bell Telephone Laboratories riuscì a rivelare per la prima volta un rumore radio di fondo proveniente da una regione vicina al centro della Via Lattea. La distribuzione spaziale di questa radioemissione galattica fu determinata dall'ingegnere statunitense Grote Reber, che utilizzò un paraboloide di 9,5 m costruito nel giardino della sua abitazione a Wheaton, nell'Illinois. Dopo lunghe ricerche, nel 1943 Reber scoprì anche la radioemissione del Sole.

La radioastronomia fece passi da gigante negli anni Cinquanta, grazie alle tecnologie sviluppate durante la seconda guerra mondiale nel campo delle antenne e dei ricevitori radio. Gli scienziati adattarono le tecniche alla realizzazione di diversi radiotelescopi in Australia, Gran Bretagna, Olanda, Stati Uniti e Unione Sovietica. Fu catalogato un numero sempre maggiore di radiosorgenti, molte delle quali furono poi identificate come galassie lontane. Nel 1963 furono scoperte le sorgenti radio quasi stellari, i quasar, che, manifestando degli spostamenti verso il rosso di ampiezza mai osservata prima, sembravano trovarsi a enormi distanze dalla Terra. Poco tempo dopo, nel 1965, i radioastronomi statunitensi Arno Penzias e Robert W. Wilson annunciarono la scoperta della radiazione cosmica di fondo a 3 K, molto importante per le teorie sull'origine e sull'evoluzione dell'universo (vedi Origine dell'universo; Cosmologia). Le pulsar, sorgenti radio caratterizzate da emissioni periodiche estremamente regolari, furono scoperte nel 1968. Per molti anni i radioastronomi concentrarono i loro studi sulle onde radio di lunghezza d'onda relativamente lunga (prossima a 1 m), per la rivelazione delle quali era facile costruire antenne e ricevitori sensibili.

Quando furono sviluppate le tecnologie per costruire strumenti più grandi e precisi e ricevitori sensibili alle lunghezze d'onda più corte, furono prese in esame anche le bande inferiori al metro. Contemporaneamente, lo sviluppo della tecnologia spaziale (vedi Esplorazione dello spazio) permise di effettuare osservazioni a grandissime lunghezze d'onda nello spazio al di sopra della ionosfera, lo strato dell'atmosfera ionizzato, che risulta quasi del tutto opaco alla radiazione di lunghezza d'onda superiore ai 20 m. Le emissioni radio provenienti dallo spazio sono tutte di origine naturale. Fino a oggi, i tentativi di rivelare segnali prodotti da intelligenze artificiali si sono rivelati vani . Diversi sono i meccanismi fisici noti che producono emissioni radio. Tutti i corpi emettono radiazione elettromagnetica termica, il cui spettro dipende dalla temperatura. Misurando l'emissione nella banda radio e in tutto il resto dello spettro elettromagnetico, è possibile determinare la temperatura di corpi celesti quali i pianeti del sistema solare o le nubi calde di gas ionizzato presenti nella Via Lattea. Le emissioni radio celesti, tuttavia, vengono prodotte generalmente in presenza di energie molto più intense di quelle termiche, da sistemi contenenti particelle cariche (ad esempio, elettroni) che si muovono attraverso campi magnetici . Quando l'energia delle particelle è talmente alta che la loro velocità si avvicina a quella della luce (circa 300.000 km/s), l'emissione radio emessa da queste particelle ultra-relativistiche viene detta radiazione di sincrotrone, dal nome del tipo di acceleratore in cui si genera una radiazione analoga, ma di lunghezza d'onda inferiore.La radiazione di sincrotrone e quella termica sono esempi di radiazione continua: coprono un'ampia gamma di lunghezze d'onda, che varia a seconda dell'intensità del campo magnetico (per la radiazione di sincrotrone) o della temperatura (per la radiazione termica). Al contrario, atomi, ioni e molecole emettono radiazione a lunghezze d'onda ben precise (emissione discreta, o a righe), caratteristiche della sostanza emettitrice e del suo stato di eccitazione.

Poichè le onde radio sono relativamente lunghe (variano da circa 1 mm fino a più di 1 km), i radiotelescopi devono essere molto grandi per focalizzare i segnali in arrivo e produrre immagini radio definite. Il radiotelescopio statico più grande del mondo, situato presso l'Osservatorio di Arecibo (Portorico), è un paraboloide di 305 m di diametro che occupa un'ampia concavità naturale del terreno. I maggiori radiotelescopi parabolici orientabili sono antenne di diametro variabile tra i 50 e i 100 m e hanno una risoluzione di circa 1 minuto d'arco, equivalente a quella dell'occhio umano nel visibile. Le radioonde in arrivo vengono focalizzate dalla superficie parabolica su una piccola antenna secondaria dotata di ricevitori estremamente sensibili. Questi, simili come principio ai comuni apparecchi radio, sono in grado di rivelare segnali deboli fino a 10-17 watt. Le parti critiche del ricevitore sono spesso raffreddate a temperature prossime allo zero assoluto, per ridurre il rumore che disturba qualunque strumento elettronico. Quando si vogliono osservare delle righe spettrali, vengono utilizzati particolari ricevitori che possono essere sintonizzati su oltre 1000 frequenze contemporaneamente.


Per ottenere risoluzioni migliori, equivalenti a quelle dei grandi telescopi ottici in condizioni ideali di osservazione, si utilizzano schiere di antenne collegate in modo interferometrico. Il più grande radiotelescopio di questo tipo è il Very Large Array, o VLA (letteralmente è schiera molto grande), situato in una pianura isolata vicino a Socorro, nel New Mexico (USA). Il VLA comprende un totale di 27 antenne paraboliche, ciascuna di 25 m di diametro, che possono muoversi su rotaie lungo tre piste rettilinee di 21 km ciascuna, disposte a formare una gigantesca lettera Y. Ogni antenna dispone di un proprio ricevitore, che raccoglie il segnale e lo invia a un centro di elaborazione dove viene combinato con quelli provenienti dalle altre antenne per formare un'immagine ad alta risoluzione, secondo una tecnica detta apertura di sintesi. Il VLA può assumere quattro configurazioni, a seconda di come sono disposte le antenne lungo i bracci. La configurazione più è larga, in cui le antenne sono distanziate al massimo, permette di raggiungere una risoluzione di 0,04 secondi d'arco. La configurazione più è stretta, con tutte le antenne dislocate nel raggio di un km, serve per ottenere immagini con minore risoluzione, ma con un campo di vista più ampio.

Risoluzioni ancora migliori si possono ottenere se le singole antenne si trovano a migliaia di chilometri l'una dall'altra. Con distanze così grandi diventa improponibile inviare direttamente i segnali raccolti da ciascuna antenna a un punto comune; in questo caso, allora, ogni antenna registra i dati su un nastro che viene spedito a un osservatorio e analizzato insieme agli altri, secondo una tecnica detta interferometria a base molto grande (VLBI). Per sincronizzare i segnali provenienti dalle diverse antenne sono necessari particolari orologi, detti a maser di idrogeno, la cui precisione è di un secondo su un milione di anni. La VLBI permette di raggiungere una risoluzione di un centomillesimo di secondo d'arco, vale a dire 5000 volte migliore di quella del telescopio spaziale Hubble. Grazie alla sensibilità dell'interferometria alla variazione di distanza tra le antenne, la VLBI ha fornito anche una prova diretta della teoria della tettonica a zolle. Confrontando i dati relativi a 25 anni di osservazioni è stato possibile mettere in evidenza i piccoli spostamenti relativi delle placche in cui è suddivisa la superficie terrestre (dell'ordine di qualche centimetro all'anno).

Il Sole è la sorgente radio più intensa del cielo. La sua emissione termica non corrisponde alla sua temperatura superficiale, che è di soli 6000 C, ma al milione di gradi centigradi della sua atmosfera esterna, otticamente invisibile. Oltre all'emissione termica, il Sole manifesta intense e improvvise attività grave; emissive in banda radio durante i periodi di massima intensità del ciclo delle macchie. Queste repentine tempeste radio, in cui l'intensità di emissione può aumentare anche di un milione nell'arco di un'ora, sono spesso associate a eruzioni visibili sulla superficie solare.

La sola altra sorgente naturale di emissione radio non termica presente nel sistema solare è il pianeta Giove. A lunghezze d'onda dell'ordine dei 30 m, esso mostra intensi flussi di radiazione provenienti da regioni relativamente piccole, la cui intensità sembra essere influenzata dalla posizione del satellite Io. Inoltre, Giove è circondato da fasce analoghe alle fasce di Van Allen del campo magnetico terrestre, ma molto più grandi, che emettono nella banda delle onde radio a una lunghezza d'onda minore di 1 m. Sono state osservate emissioni di radiazione termica anche dalla superficie o dall'atmosfera di tutti gli altri pianeti del sistema solare, a eccezione di Plutone. Dall'analisi di queste emissioni è stato possibile ricavare informazioni sulle condizioni climatiche dei pianeti.

Probabilmente la maggior parte delle galassie emette radioonde a un tasso simile a quello della nostra Galassia (circa 1032 W). Nel caso delle cosiddette radiogalassie, però, l'emissione radio è fino a 100 milioni di volte più intensa. La maggior parte dell'energia emessa sotto forma di onde radio non si produce in realtà all'interno delle galassie vere e proprie, ma in nubi di gas ionizzato ed estremamente caldo (detto plasma), situate a centinaia di migliaia, o anche milioni, di anni luce dalla galassia genitrice. Tali gigantesche nubi radio possono avere dimensioni pari a 100 volte quelle della galassia genitrice, raggiungendo l'ampiezza di interi ammassi di galassie.

Per generare le emissioni tipiche di queste galassie è necessaria una notevole quantità di energia. L'origine di questa energia e il modo in cui viene convertita in emissione radio costituiscono uno dei maggiori problemi dell'astrofisica fin dalla scoperta delle radiogalassie. Le immagini dettagliate delle radiogalassie, ottenibili con radiotelescopi ad alta risoluzione come il VLA o con la tecnica VLBI, mostrano spesso un evidente getto di materia che connette una sorgente radio intensa e compatta, situata nel centro della galassia, con le più estese nubi radio (o radiolobi) periferiche. Si pensa che questi getti trasportino l'energia dal nucleo della galassia verso il plasma radioemittente, e che la sorgente di energia risieda in un oggetto massiccio, forse un gigantesco buco nero, situato nel centro galattico. I quasar, corpi celesti luminosi quanto centinaia di galassie messe insieme, sono un milione di volte più piccoli di una galassia tipica. Sono caratterizzati da spostamenti verso il rosso molto pronunciati, che li collocano a enorme distanza dalla Via Lattea. Le radiogalassie, i quasar e le sorgenti molto brillanti note come oggetti BL Lacertae sono probabilmente fenomeni correlati.

Come le radiogalassie, anche alcuni quasar sono circondati da lobi estesi che emettono intensamente nella banda radio; tuttavia, la maggior parte delle emissioni radio dei quasar proviene normalmente da un nucleo luminoso di pochi anni luce di diametro, coincidente con l'oggetto visibile in banda ottica. Questi nuclei, se osservati con radiointerferometri ad alta risoluzione, mostrano spesso di essere costituiti da due o più componenti, dette anche getti, che sembrano allontanarsi l'una dall'altra con velocità superluminali, cioè maggiori di quella della luce. In realtà simili velocità, che se fossero reali negherebbero la validità della relatività generale di Einstein, sono soltanto apparenti: si tratta in realtà di velocità poco inferiori a quelle della luce, che da Terra appaiono maggiori in quanto allineate quasi esattamente con la direzione di osservazione. Dallo studio statistico della distribuzione spaziale dei quasar e delle radiogalassie, negli anni Sessanta fu stabilito che tali oggetti dovevano essere molto più comuni in passato rispetto a quanto siano adesso. Fu questa la prima chiara dimostrazione di un'evoluzione dell'universo, che mise in seria difficoltà la teoria dello stato stazionario, allora molto in voga.

CENNI DI FISICA

Spazio -Tempo

Si può dire che vaggiare nel tempo in assoluto la possibilità più affascinante che sia stata avanzata dalla fisica dell'ultimo mezzo secolo. Ancora una volta la scienza ha incalzato la fantascienza, e ciò che un tempo sembrava una pura speculazione dell';immaginazione ,ha ricevuto l';appellativo di ;possibile; . Tra relatività grave; generale e buchi neri rotanti, cunicoli spazio ;spazio temporali e particelle ultraluminali, partiremo con lo studio della radiazione elettromagnetica si considera un corpo ideale detto corpo nero. Per corpo nero si intende un corpo il cui potere assorbente è uguale a uno,cioè un corpo che a qualsiasi temperatura assorbe completamente l'energia raggiante incidente su di esso. Nessun corpo reale è nero, tuttavia alcuni hanno la proprietà molto vicine a quelle del corpo nero. Come modello di corpo nero si puì immaginare una piccola apertura fatta nella parete non trasparente di una cavità. La radiazione elettromagnetica proveniente dall'esterno della cavità penetra all'interno attraverso l'apertura ,e dopo numerose riflessioni sulle pareti interne della cavità, viene integralmente assorbita da essa ,indipendentemente dal materiale di cui e fatta. tutti i corpi che si trovano a temperatura diversa dallo zero assoluto emettono onde elettromagnetiche. Questa radiazione è dovuta dalla trasformazione dell'energia di agitazione termica delle particelle del corpo in energia radiante. Una qualsiasi sorgente di onde elettromagnetiche è generalmente indicata con il termine di radiatore. L'energia trasportata dalle onde elettromagnetiche, detta anche raggiante è indicata con Q e nel sistema S.I. si può esprime in Joule (J). L'energia raggiante emessa nell'unità di tempo, o l'energia che colpisce oppure attraversa una superficie per unitàdi tempo,è detta flusso dell'energia raggiante si misura in Watt (1W =1J s-1) .Il flusso raggiante incidente sulla superficie unitaria detto irraggiamento si misura in Watt/m2 .

Astrofisica

Gli studi di fisica solare che si avvantaggiano di due strumenti; lo spettroeliografo, messo a punto da Hale e Deslandres nel 1892, e il Coronocrafo, inventato nel 1930 da Lyot. La scoperta della radiazione radioelettrica del Sole (Reber, 1939) ha poi dato origine alla RADIOASTRONOMIA, le cui ricerche , in rapido sviluppo, abbracciano ormai ogni campo della scienza del cielo. I progressi della fisica stellare, caratterizzati dalla scoperta delle stelle giganti e nane(Hertzsprung e Russell, intorno al 1910), dalle teorie sulle condizioni di equilibrio e sullo stato della materia all'interno delle stelle (Eddington, nel 1920 circa), dalla scoperta dello stato degenere delle sostanze componenti le nane bianche(Fowler, nel 1926), infine dalla scoperta delle reazioni nucleari che producono l'energia irradiata dalle stelle (Bethe e Weizsacker nel 1938 e successivi perfezionamenti di numerosi astrofisici). L'astronomia nel suo insieme può scindersi in quattro rami principali: la Cosmografia (astronomia descrittiva ); l'astrometria( posiziona e movimento degli astri ); l'astrofisica (studio teorico e sperimentale delle sostanze che compongono gli oggetti celesti); la cosmogonia (origine ed evoluzione degli astri).

Sebbene già nell'antica Grecia si conoscessero le proprietà elettrostatiche dell'ambra e i cinesi fin dal 2700 a.C. ricavassero rudimentali calamite da un minerale oggi noto come magnetite, lo studio sistematico dei fenomeni elettrici e magnetici fu affrontato solo all'inizio del XVII secolo. Nella sua opera De Magnete, William Gilbert, medico di corte della regina Elisabetta I d'Inghilterra, ipotizzò che le particolari proprietà elettriche osservate nell'ambra e in altre sostanze fossero dovute alla presenza di un fluido, che egli chiamò elettricità, dal termine greco electron che significa ambra. Verso la fine del secolo, Otto von Guericke realizzò la prima macchina elettrostatica, costituita da una sfera di zolfo in rotazione che si elettrizzava per strofinio contro un panno di lana, inaugurando l'era dei grandi esperimenti sull'interazione tra cariche.

Nell'arco di pochi anni, fu precisata la differenza tra materiali conduttori e isolanti, si ammise l'esistenza di due tipi di carica elettrica, e si riconobbe che il fenomeno dell'elettrizzazione è dovuto al flusso di cariche negative tra un corpo e un altro. Nel 1785 Charles-Augustin de Coulomb verificò sperimentalmente che la forza di interazione fra due cariche elettriche puntiformi è direttamente proporzionale al prodotto delle cariche e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza, e dopo pochi anni i matematici Simè on Denis Poisson e Carl Friedrich Gauss formularono una teoria applicabile a qualunque distribuzione statica di cariche.
Con la pila elettrochimica, inventata nel 1800 da Alessandro Volta, fu possibile mantenere il moto di cariche elettriche in un conduttore e ciè permise di realizzare i primi circuiti elettrici e di iniziare le ricerche sul comportamento dei diversi materiali percorsi da corrente elettrica.
Nel 1829 Hans Christian Oersted scoprì che un ago magnetico si orienta per effetto di una corrente elettrica, e poco tempo dopo Andrè-Marie Ampère dimostrò che due fili percorsi da corrente si attraggono o si respingono come i poli di una calamita. Nel 1831 Michael Faraday osservò che per generare corrente all'interno di un filo conduttore è sufficiente muovere una calamita o mantenere una corrente variabile nelle sue vicinanze, definendo così le modalità con cui si manifesta l'induzione elettromagnetica e mostrando che sussiste un legame tra fenomeni elettrici e magnetici.


La stretta relazione tra elettricitàe magnetismo fu formalizzata sul piano matematico dal fisico britannico James Clerk Maxwell: le equazioni differenziali che portano il suo nome stabiliscono infatti la relazione che sussiste tra le variazioni spaziali e temporali del campo elettrico e del campo magnetico, determinandone la dipendenza dall'esistenza e dalla relativa variazione di cariche e correnti. Con le equazioni di Maxwell, il campo elettrico e magnetico vengono unificati nel concetto di onda elettromagnetica, un ente fisico immateriale, la cui esistenza venne confermata sperimentalmente da Heinrich Hertz nel 1887. Maxwell inoltre ipotizzò che responsabile dei fenomeni luminosi fosse un'onda elettromagnetica di frequenza particolare. Nella comprensione del carattere ondulatorio del campo elettromagnetico, determinante per specificarne le modalità di trasmissione da un punto all'altro dello spazio, risiede il fondamento che ha reso possibile lo sviluppo della radio, del radar, della televisione e di tutte le altre forme di telecomunicazione.

La relatività Come già accennato, alla fine del XIX secolo la meccanica newtoniana e l'elettromagnetismo sembravano poter descrivere tutti i fenomeni naturali: le due teorie, grazie anche all'accordo tra previsioni e risultati sperimentali, erano accettate universalmente nel mondo scientifico. L'ipotesi dell'esistenza dell'etere, ovvero di un mezzo materiale che costituisse il supporto per la propagazione delle onde elettromagnetiche, faceva intravedere una possibile sintesi tra meccanica ed elettromagnetismo, realizzata attraverso una descrizione delle modalità di propagazione della radiazione basata sulle proprietà meccaniche (come densità e rigidità) dell'etere stesso. All'inizio del XX secolo, tuttavia, la mancanza di prove a favore dell'esistenza dell'etere e la scoperta che le equazioni di Maxwell, contrariamente alle leggi di Newton, non assumevano la stessa forma in sistemi di riferimento inerziali, mostrarono che l'elettromagnetismo non era conciliabile con la meccanica newtoniana. Ciò indusse Albert Einstein a sostituire il principio di relatività galileiano, da cui discendeva l'impossibilità di distinguere due sistemi di riferimento inerziali, con il principio di costanza della velocità della luce; analogamente le trasformazioni galileiane, che fornivano le coordinate di un punto in due sistemi in moto rettilineo uniforme l'uno rispetto all'altro, furono sostituite con un nuovo insieme di relazioni, introdotte da Hendrik Antoon Lorentz sulla base di considerazioni matematiche.


Le trasformazioni di Lorentz, che costituiscono il nocciolo della teoria della relatività, implicano una completa revisione dei concetti classici di spazio e tempo; negando l'esistenza di uno spazio e di un tempo assoluto, fondamento della meccanica classica, esse richiedono infatti una nuova definizione del significato di distanza e di contemporaneità: due orologi che risultino sincroni quando sono in quiete l'uno rispetto all'altro, funzionano a velocità diverse se si muovono di moto relativo uniforme; analogamente due barre di identica lunghezza a riposo sono diverse quando una di esse si muove rispetto all'altra. Nella teoria della relatività lo spazio e il tempo diventano le quattro coordinate (tre spaziali e una temporale) necessarie per identificare ciascun punto di un iperspazio quadridimensionale, in cui avvengono tutti i fenomeni fisici.


Nel 1915 Einstein generalizzò la teoria della relatività a sistemi di riferimento in moto accelerato, formulando la relatività generale. Nella nuova teoria la gravitazione risulta come conseguenza della curvatura dello spazio-tempo, che si può descrivere solo in termini di una complessa geometria non euclidea, e la meccanica di Newton viene espressa in una forma più generale. Nel 1919 fu osservata per la prima volta la curvatura dei raggi luminosi in prossimità di corpo molto massivo; l'evidenza di questo fenomeno, previsto dalla relatività generale, rappresentò una prova indiretta della validità della teoria, che ebbe e continua ad avere un ruolo fondamentale nella comprensione dell'universo e della sua evoluzione.

 

Questo in memoria di Albert Einstain 1879-1955.

 

STAZIONI ORBITANTI

 

LA STAZIONE ORBITANTE MIR ANDATA DISTRUTTA NELL'ANNO 2000, DISINTEGRANDOSI NELL'ATMOSFERA TERRESTRE. DURANTE LA SUA LUNGA ATTIVITA' ,SONO STATI OSPITI A BORDO SCENZIATI RUSSI (RADIOAMATORI) CHE SPESSO HANNO COLLEGATO LA TERRA CON IL SISTEMA PACKET ADOPERATO DA NOI RADIOAMATORI.

 

 

 

LA STAZIONE ORBITANTE INTERNAZIONALE IN FASE DI ALLESTIMENTO (2005) , RIMARRA IN ORBITA INTORNO ALLA TERRA UNA VOLTA ULTIMATO ASSEMBLAGGIO. SI PRODURRANNO SPERIMENTAZIONI PER LA MEDICINA , NUOVI COMPONENTI ELETTRONICI E VARIE SPERIMENTAZIONI SULLE RADIOCOMUNICAZIONI ECC.

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